CÁI CHẾT CỦA CÁC SAO NẶNG

CÁI CHẾT CỦA CÁC SAO NẶNG

Năm 1930, một thanh niên người Ấn Độ đã tính ra một con số được gọi là giới hạn khối lượng ổn định của sao lùn trắng. Nó có giá trị được so sánh tương đối là 1,4 lần khối lượng của Mặt Trời. Giới hạn này được gọi là giới hạn Chandrasekhar, lấy theo tên của người tìm ra nó là Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995). Những sao lùn trắng có khối lượng dưới giới hạn này sẽ tiếp tục là sao lùn trắng và nguội dần giống như chúng ta đã nhắc tới ở phần trước về cái chết của các sao khối lượng trung bình. Ngược lại, các sao lùn trắng (tức lõi còn lại sau giai đoạn sao không lồ đỏ/siêu khổng lồ đỏ) có khối lượng lớn hơn giới hạn Chandrasekhar sẽ không thể giữ được ổn định mà dẫn tới sự sụp đổ hấp dẫn tạo thành những vật thể hoàn toàn khác như sao neutron (neutron star) hay lỗ đen (black hole). Mặc dù sự tồn tại của giới hạn này đã được đề xuất từ trước đó, nhưng Chandrasekhar là người đầu tiên tính ra chính xác giá trị của nó. Thật khó tin là việc đó đã được thực hiện bởi một người khi đó mới 20 tuổi. Năm 1983, Chandrasekhar nhận giải Nobel vật lý, nhưng không phải vì giới hạn khối lượng này mà vì một nghiên cứu khác về cấu trúc và tiến hóa của các sao.

Với những sao ban đầu có khối lượng trên 10 lần Mặt Trời, lõi trong còn lại sẽ có khối lượng lớn hơn 1,4 lần khối lượng của Mặt Trời. Lúc này, năng lượng giải phóng ra từ quá trình nhiệt hạch hydro và heli quá yếu so với lực hấp dẫn hướng vào tâm gây ra bởi khối lượng lớn như vậy, ngôi sao – lúc này đang ở giai đoạn sao lùn trắng – co nhanh lại. Áp suất ở tâm của sao lùn trắng khiến các hạt nhân nặng hơn heli như carbon và oxy cũng sinh ra quá trình nhiệt hạch để tạo thành các nguyên tố nặng dần. Như đã nói tới ở chương 6, toàn bộ hạt nhân và nguyên tử trong vũ trụ ban đầu chỉ là hydro và một phần nhỏ là heli. Nhờ có các sao như Mặt Trời hoặc lớn hơn một chút mà các nguyên tố như carbon, ni-tơ, oxy đã ra đời khi lõi của những sao đó co lại. Nhưng phải có những sao nặng như chúng ta đang nói tới ở đây thì vũ trụ mới có sự xuất hiện các nguyên tố nặng hơn. Nguyên tố nặng nhất được tổng hợp theo cách này thường là sắt (Fe-56) – thực tế, ở một số sao có sự tổng hợp tới các nguyên tố nặng hơn nữa nhưng không nhiều. Tới đây lực nén vẫn quá lớn nhưng thay vì tiếp tục tổng hợp hạt nhân ở cấp cao hơn thì sự sụp đổ vật chất lại diễn ra. Các proton và electron bị nén đến mức chúng kết hợp với nhau tạo thành neutron. Do một cơ chế nào đó chưa thực sự được làm rõ ở thời điểm này, một năng lượng cực kỳ lớn được giải phóng ra từ lõi của ngôi sao gây ra một vụ nổ gọi là supernova. Trong vụ nổ này, sự va chạm giữa lực hấp dẫn hướng vào tâm và lực đẩy ra ngoài bởi năng lượng giải phóng từ bên trong khiến các hạt nhân còn lại bị bắn phá liên tiếp bởi các neutron ở vận tốc rất cao. Nhờ vậy, các nguyên tố nặng hơn sắt tiếp tục ra đời, có thể tới uranium (U-238) hoặc thậm chí cao hơn nữa. Ở một số sao nặng, lớp vỏ sao khổng lồ/siêu khổng lồ đỏ đã vỡ ra và bị thổi bay vào không gian từ trước, trong khi ở nhiều sao khác vụ nổ diễn ra trước khi lớp vỏ này bị vỡ và do đó chính vụ nổ là tác nhân phá vỡ lớp vỏ.

Sau supernova, một phần vật chất của ngôi sao được ném vào không gian dưới dạng một đám khí và bụi hỗn độn gọi là tàn dư của supernova. Ngôi sao trung tâm lúc này còn lại là một khối cầu chỉ toàn neutron, vì electron và proton đã biến mất hết. Thiên thể đó được các nhà khoa học gọi là sao neutron. Nó đặc tới mức một khối vật chất neutron có kích thước một bao diêm ở đó có khối lượng khoảng 5 nghìn tỷ tấn. Các nhà khoa học thường so sánh dễ hiểu rằng nếu như bạn có một thìa chứa vật chất của sao netron thì nó sẽ nặng tương đương với cả một ngọn núi trên Trái Đất. Điều này không hề khó hiểu nếu như bạn nhớ lại cấu trúc của nguyên tử. Những gì chúng ta nhìn thấy hàng ngày trên Trái Đất, bao gồm cả cơ thể của chúng ta, đều cấu tạo từ các nguyên tử. Trên thực tế, hầu hết khối lượng của nguyên tử nằm ở hạt nhân gồm neutron và proton, nhưng hạt nhân đó lại rất nhỏ, còn các electron rất nhẹ thì chuyển động quanh hạt nhân ở những quỹ đạo có bán kính lớn hơn hạt nhân rất nhiều và tạo thành lớp vỏ của nguyên tử. Vì vậy, nguyên tử có khối lượng riêng rất nhỏ do khoảng trống ở quỹ đạo của electron quá lớn. Thế nhưng nếu không còn khoảng trống đó nữa, mà các neutron nằm ngay sát nhau, bị ép chặt vào nhau thì khi đó khối lượng riêng của khối vật chất trở nên lớn hơn rất, rất nhiều. Vì khối lượng lớn và kích thước nhỏ nên sao neutron quay rất nhanh, có thể tới 40.000 vòng mỗi phút (trong khi Trái Đất mất 1 ngày để quay được 1 vòng). Vận tốc này khiến nó có từ trường rất mạnh và phát ra những xung điện từ đều đặn. Xung điện từ của một số sao neutron như vậy có thể hướng về phía Trái Đất. Năm 1967, lần đầu tiên một xung như vậy thu được và các nhà khoa học đã gọi vật thể phát ra loại xung đó là pulsar.

Những sao neutron như vừa nêu có khối lượng tối thiểu là 1,4 lần khối lượng Mặt Trời và tối đa được ước tính là khoảng hơn 2 hoặc 3 lần khối lượng Mặt Trời. Con số hơn 2 hoặc 3 đó ngày nay vẫn chưa được tính hoàn toàn chính xác. Nó được gọi là giới hạn Tolman-Oppenheimer-Volkoff. Nếu như giới hạn Chandrasekhar cho biết khối lượng tối đa mà một sao lùn trắng có thể giữ ổn định – hay nói cách khác là tối thiểu để một lõi sao suy sập thành sao neutron, thì giới hạn Tolman-Oppenheimer-Volkoff là một giá trị ở mức cao hơn, với lực nén mạnh tới mức ngay cả neutron cũng không chịu nổi. Sự sụp đổ vật chất ở cấp độ tiếp theo, cũng là cấp độ cao nhất xảy ra. Toàn bộ khối neutron bị nén lại đến mức chúng dường như hoàn toàn biến mất, để lại một vùng giống như một lỗ thủng trong không-thời gian – một lỗ đen.

Trên thực tế, còn một số kịch bản khác về giai đoạn cuối của các sao nặng. Một số sao siêu nặng (khối lượng khoảng 40 lần Mặt Trời hoặc hơn) có cường độ phát xạ quá mạnh khiến vật chất lớp ngoài bị thổi bay vào không gian hết trước cả khi nó kịp phồng to thành sao siêu không lồ đỏ, trong khi lõi sao vẫn suy sập thành lỗ đen. Một số sao quá nặng được cho rằng có thể suy sập nhanh đến mức chúng trở thành lỗ đen trước khi xảy ra bất cứ giai đoạn nào vừa nêu do hấp dẫn hướng tâm quá lớn.

Đặng Vũ Tuấn Sơn

Trích từ sách “Vũ trụ: Xa hơn Mây Oort” (Universe: Beyond the Oort Cloud), xuất bản năm 2018. (Cuốn sách này hiện đã được bổ sung và hoàn thiện để tái bản dưới dạng một phiên bản mới dài và chi tiết hơn, dự kiến sẽ có vào cuối năm 2022)

#BeyondTheOortCloud